태양 성운과 황소자리 T형 시기

213만 년

태양 성운

원시 태양의 붕괴는 계속된다. 10만 년 정도 이내에 원시 태양은 회전 때문에 양극이 편평하게 된 납작한 구형의 덩어리가 되었다. 표면 온도가 수천 도까지 올라간 원시 태양은 마침내 처음으로 눈에 보이는 빛을 냈다. 이 원시 태양의 지름은 거의 현재의 수성 궤도와 비슷한 1억 킬로미터 정도였다. 그러나 새로 형성되고 있는 별은 더 이상 혼자가 아니었다. 무한히 긴 시간에 걸쳐서 안으로 떨어지는 물질의 빠른 회전으로 가스들이 마치 허공에서 돌려지는 피자 반죽처럼 납작해졌다. 사납게 소용돌이치는 가스의 거대한 팬케이크가 표면에 다다를 정도로 원시 태양을 에워싸고 있었다. 이 가스 구조가 바로 태양 성운이다.

태양 성운은 지름이 약 100~200천문단위 (AU)로 추정되는데, 여기서 1AU는 현재 지구에서 태양까지의 거리인 1억 5000만 킬로미터로 정의된다. 이 원반은 오늘날 태양 질량의 1~10퍼센트 정도의 물질을 포함했을 것이고 태양 질량의 0.1퍼센트 정도만이 먼지 입자의 형태를 가지고 대부분은 아직 가스 형태로 있었다. 펄펄 끓고 있는 원시 태양에 가까운 원반의 중심 근처에서는 온도가 아마도 섭씨 2000도보다 높았을 것이다. 이곳에서는 원반의 물질이 충분히 뜨거워서 자체의 가시광선 복사를 방출했을지도 모른다. 설사 그렇지 않더라도 원시 태양으로부터 오는 빛을 반사함으로써 광학적으로 빛을 낼 수 있었을 것이다. 그러나 원반의 더 바깥쪽에서는 온도가 거리에 따라 급격히 떨어져 오직 적외선에서만 빛을 냈을 것이다. 현재의 목성 위치인 5AU 거리에서는 온도가 섭씨 -70도 밑으로 떨어졌다. 물질이 더 희박하고 원반이 수직적으로 벌어지는 바깥 가장자리는 훨씬 더 차가웠다. 이 거대한 물질 저장소에서 조만간 행성들이 응축하기 시작할 것이다. 그렇기 때문에 이 구조를 원시 행성 원반 혹은 원시 행성반이라 한다.

 

이 무렵 원래의 구상체는 대부분 소진된다. 대부분이 원시 태양으로, 나머지는 원반으로 떨어졌다. 구상체가 대부분 먹혀 들어감에 따라, 새로이 형성되고 있는 별은 다음에 다가올 가장 격렬한 형성 단계를 준비하면서 마침내 외부 우주에 처음으로 모습을 드러낸다. 바로 황소자리 T형 시기이다.

 

 

300만 년

황소자리 T형 시기

초기의 구상체 붕괴 이후 100만 년 정도가 지나면 원시 태양이 대략 현재 태양 크기까지 오그라든다. 중심 온도는 이제 섭씨 500만 도 정도이며 표면은 섭씨 4500도로 부글부글 끓고 있다. 마침내 이 천체는 원시별과 진정한 별을 구분하는 경계선을 넘어 황소자리 T형 시기에 합류한 것이다.

황소자리에 있는 젊은 항성체의 이름을 딴 황소자리 T형 시기는 대단히 격렬한 시기다. 그리고 이러한 가장 초기 형태의 태양 활동은 적어도 부분적으로는 강력한 자기장 때문에 일어났을 것이다. 이 젊은 별의 내부에 있는 가스들이 완전히 이온화되어 양으로 하전된 원소와 음으로 하전된 원소들로 나뉘어, 별이 회전할 때 이들의 운동은 사실상 일련의 거대한 전류가 되었다. 따라서 별 전체에서 자기장이 발달했다. (오늘날 태양이 자기장을 일으키는 것도 마찬가지이다. 그러나 황소자리 T형 시기 동안 태양은 안으로 헤치고 들어갔던 소용돌이 치는 가스들에 의해, 30일에 한 번씩에 도는 오늘날에 비한다면 훨씬 짧게 8일에 한번 꼴로 아주 빨리 회전하고 있었을 것이다. 이것은 황소자리 T형 별의 자기장이 현재보다 훨씬 더 강력했음을 의미하며, 이 시기가 그렇게 격렬한 까닭은 바로 이 때문이다. 태양은 여전히 원시 행성 원반으로 에워싸여 있었다. 그리고 태양은 빙빙 돌면서 자기장으로 원반을 끌어당겼다. 자기장과 원반이 연결되는 원반 표면에서 거대한 가스덩어리들이 비틀어 올려지며 그 자기력선을 따라 곧장 젊은 별 속으로 빨려 들어갔다. 이 가스 다발이 충돌하는 곳에서 황소자리 T형 시기의 특징이라고 할 수 있는 커다란 불길이 솟아올랐다.

 

청년기의 태양은 우리가 오늘날 알고 있는 태양보다 훨씬 더 격렬했다. 더 크고 더 차가운 표면은 청년기의 태양이 부드러운 노란색이 아니라 성난 붉은색으로 빛났음을 의미했다. 그리고 표면에 여기저기 흩어져 있던 태양 흑점은 현재보다 훨씬 더 컸다. 태양 흑점은 자기장이 태양의 자전 현상에 의해 뒤엉켜서 자기장의 세기가 국지적으로 증가하는 지역에서 생긴다. 이러한 뒤엉킴이 가장 큰 지역에서는 증가된 자기장이 표면의 가스 흐름을 방해해서 그 지역을 냉각시키므로 검은 부분으로 보인다. 오늘날 태양의 흑점은 작은 섬과 같아서 전체 표면의 1퍼센트도 되지 않는다. 그러나 황소자리 T형 시기의 태양은 겉표면을 상당 부분 뒤덮는 흑점 '대륙'을 갖고 있었을 것이다.